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Die Mesonproduktion Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik.

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1 Die Mesonproduktion Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 (1) Photomesonproduktion (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung p n p p n p n p

2 Resonanzen: (1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), (1905), (1950) diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: : =9:1 Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7.4) direkte Pionenprodukt.: - nicht-resonante p n +, p - Hintergrund nahe Schwellwert SOPHIA – Simulation Of PhotoHadronic Interactions in Astrophysics [Mücke (alias Reimer) et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

3 Photon-Kern Prozesse Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Photopionenproduktion mit Kernen: A + +, -, 0,K,,… folgt der Glauber-Formel: A A 2/3 p ABER: Pionenproduktionsschwellwert in CR-Beschleunigung in astrophysikalischen Plasmen kaum zu erreichen, da Kerne schneller durch Photodisintegration zerstört werden

4 Photodisintegration Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Photodisintegration: A + A,n,p zB.für 4 He: ~3· cm 2,Schwellenergie 10MeV 4 He(,n) 3 He, 4 He(,p) 3 H, 4 He(,np) 2 H - mittlere Energieverlustrate folgt: E -1 (dE/dt) = A -1 (dA/dt) (Nukleonemission isotrop im Ruhesystem des Kerns!) [Puget et al 1976]

5 Bethe-Heitler Paarproduktion Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

6 Bethe-Heitler Paarproduktion p p e + e - QED Prozeß Bethe » E thr =(2m e /m p )(m p +m e ) im p-Ruhesys. Inelastizität 2m e /m p für Kerne: Z 2 /A (dA/dt) dE/dt Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anwendungen: UHECR Propagation, AGN Jets, etc. Bethe- Heitler Energieverlustlänge Wechselwirkungslänge im CMB

7 Nukleare Resonanzabsorption von -Strahlen durch Kerne: (unabhängig von Ionisations- und chemischen Zustand!) untersucht baryonische Absorptionsäulendichte N H cm -2 [Röntgenstrahlen: N H cm -2, UV/opt: N H ~10 21 cm -2 ] N+ 4 He+ 27 Al+ [Iyudin, Reimer, Burwitz et al. 2005, A&A] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober Strahlenabsorption in (baryonischer) Materie Pygmy ~7MeV ~20-30MeV ~325MeV

8 Die Proton-Proton Wechselwirkung (1) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Kühlungsprozeß in kosmischen Objekten, z.B. - ISM (n ISM ~1cm -3 ) galaktisch diffuse Gammastrahlung - Supernova-Überreste (möglicherweise nahe Molekülwolke, n cloud ~100cm -3 ) - massive Sternwinde - …. s = (E) 2 – (p) 2 = = 2m p 2 c 4 + 2E p,1 E p,2 ( cos ) E p,1 E p,2 s threshold =2m p c 2 +m 0 c 2 thr = 1+m ( 2/m p +m /(2m p 2 ) ) 1.3

9 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Die Proton-Proton Wechselwirkung (2) - diffraktive elastische Wechselwirkung (>2GeV) [z.B. Kamae etal.] - nicht-diffraktive elastische Wechselwirkung (>0.5GeV) [z.B. Blattnig etal., Phythia] Sekundäre Teilchenproduktion: - bei niedrigen Energien (<10GeV) über Isobarproduktion (z.B. pp N ) N + [Karlsson et al.]

10 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Die Proton-Proton Wechselwirkung (3)

11 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Die Proton-Proton Wechselwirkung (4) Beispiel von Teilchenspektren: Inelastizität ~ 0.5 Energieverlustrate dE/dt ~ E [Kelner et al. 2006] J p ~E p -2 exp(-E p /1PeV)

12 Anwendung: Gammastrahlung von Supernova-Überresten (hadronisches Modell) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

13 Der Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung: Supernova-Überreste ? VHE-Gammas aus sekundären Wechselwirkungen: p: o -Produktion und Zerfall e: Inverse Compton Streuung und Bremsstrahlung untersucht beam-Dichte x Targetdichte CR freie Propagation im Beschleuniger eingeschlossen Target nahe des Beschleunigers

14 H.E.S.S.-Detektion RX J ASCA 1-3keV ring-ähnliche Morphologie bei TeVs aufgelöst erhöhte Emission aus dem westlichen Rand- bereich [Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

15 e beam dump konvertiert Protonen in and e+e+ e e + e - e+e+ 0 e-e- p e+e+

16 Molekülwolken - Kosmischer beam-dump? erhöhte CO-Emission vom NW- & SW-Randbereich CO-Peakemission räumlich mit Röntgenpeaks verbunden Hinweise auf Wechsel- wirkung der Molekülwolke mit westlichen Teil des Rings CO (J=1-0) 2.6mm HESS CO 2.6mm ASCA 1-5keV Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

17 Supernova beam dump RX J

18 Leptonisches versus hadronisches Emissionsmodell? Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Wird GLAST entscheiden? [Funk et al.]

19 Gibt es eine CR – SNR Verbindung ? Möglich …. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 … aber eindeutiges Merkmal ( 0 -bump im -Bereich!) bisher noch nicht detektiert. GLAST ! -Detektion von SNRs (z.B. RX J : 5 Jahre Km3Net [Stegmann et al 2007] ) IceCube/Km3Net ! Stegmann et al.

20 Ende Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

21 Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 10. Oktober 2007 Hochenergie-Astrophysik III Paarkaskaden: (a) Einführung (a) Klassifikation (b) Das Transportgleichungssystem (c) Anwendungen in der Astrophysik: - Paarhalos - Kaskaden in Jets

22 e-e- e+e+ Paarkaskaden – was ist das? … alternierende -Paarproduktion und Photonenproduktion (z.B. IC, Synchrotronstrahlung, Bremsstrahlung, etc.) e-e- e+e+ »1

23 Zutaten: - Teilchen-/Photonenproduktion & -vernichtung - Transport im Medium (Photonen, Materie, Magnetfeld, ….) Paarkaskaden - Einführung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 notwendige Bedingung: l/4 » 1, l = L T /(Rmc 3 ) Kompaktheit Also: l > 10 mit l = 2 /3 (L/L edd ) (3R g /R) incl. selbstproduzierte Photonen: Kaskaden-Photonen Beschreibung in 2 gekoppelten DGLs möglich Ziel: selbstkonsistente Lösung des Kaskadengleichungssystems

24 >>1 Energie-Injektion Entwicklung elektromagnetischer Paarkaskaden Effektiver Energietransport von hohen zu niedrigeren Energien! Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie: (1) Umwandlung von -Photonen in e ± durch -Paarproduktion (2) Energieabstrahlung der e ± - Paare durch - Synchrotronstrahlung oder - Bremsstrahlung oder - Compton-Streuung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

25 Betrachte sphärische Region der Größe R gefüllt mit weichem Photonen der Leuchtkraft L s, s =E s /m e c 2, »1, und mit relativistischem e - Population der Intensität L i. Beispiel Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- e-e- (IC Streuung sei auf Thomson-Bereich eingeschränkt.) »1 1. Generation: IC Streuung: 1 ~4/3 2 s, Paarprod.: 1 ~ 1 /2 2. Generation: IC Streuung: 2 ~4/3 1 2 s ~2 4 (2/3 s ) 3, Paarprod.: 4 (2/3 s ) 3 k. Generation: IC Streuung: k ~2 x (2/3 s ) x-1, x=2k, Paarprod.: x (2/3 s ) x-1 Bedingung für k Paargenerationen und k+1 Photonengenerationen: > (2/3 s ) –(1-x), x=2k

26 Klassifikation (*) (1) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Typ-I: komplett lineare Kaskade e ± -/ -Produktion hauptsächlich am externen Feld l i < 10 (**) (**) Teilchen-Kompaktheitsparameter l i = L i T /(Rmc 3 ) Kompaktheitsparameter des externen Photonenfeldes l s = L s T /(Rmc 3 ) Typ-II: teilweise nicht-lineare Kaskade e ± -/ -Produktion teilweise an Kaskadenphotonen l i > 10 (**) & L i /L s < 1 (***) l s > 10 (*) [nach Svennson 1987] Typ-III: komplett nicht-lineare Kaskade e ± -/ -Produktion hauptsächlich an Kaskadenphotonen l i > 10 (**) & L i /L s > 1 (***) (***) 0.1

27 Klassifikation (*) (2) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 (*) [nach Svennson 1987] Saturierung involviert Entweichwahrscheinlichkeit ~ c/R: Saturierte Kaskaden: t -1 e+e- > t -1 entweich ~ c/R Photonen paarproduzieren eher als sie entweichen aus R (z.B. Photonpropagation im diffusen Hintergrund ohne B-Feld) Nicht-saturierte Kaskaden: Photonen entweichen eher aus R als sie absorbiert werden (z.B. AGN Jets)

28 Sterne Staub CMB 0.1-2TeV 1-10TeV 7-30TeV [aus: Aharonian et al. 2006] Quellenzählung Gardner et al HST Madau & Pozzetti 2000 HST Fazio et al Spitzer Elbaz et al ISO Dole et al Spitzer Paarkaskaden im EBL Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III 10. Oktober 2007

29 Paarkaskaden im EBL Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 [ aus : Aharonian 2004]

30 Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E -2, 10GeV

31 Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

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40 B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E -2, 10GeV

41 Anwendungen: (1) Paar-Halos (2) Kaskaden in AGN Jets (hadronisches Modell) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

42 Photonen: geradlinige Propagation Propagation im intergalaktischen Raum e+e-e+e- geladene Teilchen: Ablenkung in intergalakt. Magnetfeldern F Lorentz =q(E+v×B) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

43 Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF [courtesy: K. Dolag] primordial (typ. ~1pG-1nG) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10 G) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

44 Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF [courtesy: K. Dolag] primordial (typ. ~1pG-1nG) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10 G) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

45 Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF - Paarhalos als Standardkerzen zur Messung vom IGMF [courtesy: K. Dolag] primordial (typ. ~1pG-1nG) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10 G) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

46 e ± - Paare Gamma- strahlenquelle EBL Photonen CMB Photonen Inverse Compton gestreute Photonen Magnetfeld Ursprüngliche Photonenquelle Der Paarhalo-Effekt Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 … eine indirekte Methode zur Bestimmung der EBL-Evolution … als kosmologische Standardkerzen … eine indirekte Methode zur Bestimmung des inter- galaktischen Magnetfeldes

47 Distance to source Der Paarhalo-Effekt Relevante Skalen Deflektion der e ± am IGMF: involviert = mittlere freie Weglänge der Photonen, IC,syn = e = mittlere freie Weglänge der e ±, R L = Larmor-Radius, IGMF = Korrelationslänge des IGMF für R L < Compton- Energieverlustlänge e : Isotropisierung der e ± ausgedehnte, isotrope Paarhalos

48 Die Bildung von Paarhalos persistente Strukturen, deren nicht-thermische e ± -Dichte mit der Zeit zunimmt Quellaktivität >10 6 Jahre Quellspektrum > TeV B> G in 100Mpc Quell- umgebung [ aus : Aharonian 2004] Winkelgröße des Halos abhängig von Quelldistanz & Strahlungsfelddichte in Quellumgebung Paarhalos um Quellen bei verschiedenen Distanzen sind Sonden der EBL Evolution Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

49 Charakteristika von Paarhalos (E) fällt mit E: Ort der e ± -Produktion bestimmt durch letzte -EBL Wechselwirkung Halowinkelgröße wächst mit fallender Energie Charakteristisches Paarkaskadenspektrum kaum abhängig vom Quellspektrum! Bsp: z=0.1,E =20TeV ~10Mpc, = /d1-2 o [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

50 Entwicklung von Paarhalos [ aus : Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

51 isotrope/auf Beobachter gerichtete Quelle: Halo um Quelle zentriert miß-gerichtet Quelle: Halo elliptisch & verschoben um Halowinkelgröße Paarhalos von isotropen und gerichteten Quellen [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

52 B G Paarhalos Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 möglich in den großskaligen walls-Strukturen, Galaxienhaufen, …. Vermessung von Paarhalos …..zur Abschätzung der EBL Evolution …. als Standardkerzen: vermesse Observable I(E), I( ); bestimme daraus Unbekannte u EBL, d

53 B ….16 G Paarhalos Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 möglich in großskaligen void-Strukturen ….. Vermessung von Paarhalos zur Abschätzung des intergalaktischen Magnetfeldes (IGMF)

54 Abschätzung der intergalaktischen Magnetfeldstärke durch Paarhalos d e±e± = IC /r L = d/ d B10 -16…-12 G Deflektion der e ± am Magnetfeld & inverse Compton Emission der e ± am CMB teilweise in Richtung des Beobachters Beobachter sieht ausgedehnten Halo zentriert um Punktquelle mit ext /d 0.3 o / [E /TeV] -1/2 [B/ G] Halo-Photonen erreichen Beobachter mit Zeitverzögerung t d 2 d( -1)/2 2 (Bsp.: =5 o,z=0.03,E =40TeV t d 10 5 Jahre) bei bekannter EBL-Strahlungsfelddichte & Messung der Halo- Größe kann intergalaktisches Magnetfeld abgeschätzt werden! [Bsp.: Beobachtung von Mkn xxx: E =0.5TeV (E 0 =26TeV), z=0.03, (26TeV,z=0.03)=4-8, ext 0.5 o B(3-6)· G ] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

55 B G Paarhalos Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 möglich in voids Wechselwirkungswinkel ~m e c 2 /E nicht zu vernachlässigen Verbreiterung des Kaskadensignals führt zu einer zeitverzögerten Ankunft der Kaskadenphotonen von typischerweise ~Tage

56 Anwendungen: (1) Paar-Halos (2) Kaskaden in AGN Jets (hadronisches Modell) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

57 leptonische Modelle e + e - Jets hadronische Modelle e - p Jets Emissionsmodelle für Blasare syn.? Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

58 strahlungsdominierte Jets (p ) schwere Jets (pp) E-PIC [e.g.Atoyan & Dermer 2003] Explosionswellenmodell PIC [Pohl & Schlickeiser 2000; Schuster et al. 2002] p Synchr. [Aharonian 2000] keine Neutrinos ! Magnetfeld- stärke 1 G 100 G 10 G etc. etc. … SPB [Mücke et al. 2000, 2003] Hadronische AGN Jet-Emissionsmodelle [Mannheim 1991, 1993] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

59 Relevante Emissionsprozesse: - p -Wechselwirkungen: Mesonprod., Bethe-Heitler e ± -Produktion: - Synchrotronstrahlg. geladener Mesonen/Muonen & p - Synchrotron/Compton-Paarkaskaden ± e ± e e 0 p+ p+e - +e + Hadronische strahlungsdominierte Jet- Emissionsmodelle Targetphotonenfelder für p -Wechselwirkungen & Kaskaden sind... interne Photonenfelder (Jet-Synchrotronstrahlung; z.B. PIC, SPB) externe Photonenfelder (reflektierte/direkte Akkretionsscheibenstrahlung, reflektierte Jet-Strahlung, etc.; z.B. E-PIC, HSM) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

60 >>1 Energie-Injektion Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie: (1) Umwandlung von -Photonen in e ± durch -Paarproduktion (2) Energieabstrahlung der e ± - Paare durch - Comptonstreuung oder - Bremsstrahlung oder - Synchrotronstrahlung Kaskadenentwicklung t t t (1) (2)(esc) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

61 [Mücke et al. 2000, 2003] Das Synchrotron-Proton-Blazar (SPB) Modell Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

62 Beispiele Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 BL Lacertae M 87

63 Hadronische als auch leptonische Modelle repräsentieren Beobacht- ungen zufriedenstellend; Variabilitätsinformation für Eindeutigkeit. Spektrales unterschiedlich für leptonische & hadronische Modelle. SPB-Modell sagt (sub)TeV-Emission von LBLs voraus, während leptonische Modelle ein Abschneiden unterhalb 100 GeV bevorzugen. [Böttcher & Reimer 2004] Leptonisches Modell Entwicklung diagnostischer Beobachtungsmuster zur Bestimmung der Jetkomposition Hadronisches SPB-Modell BL Lacertae im Nov 2000 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

64 in HBLs Proton-Synchrotronverluste dominieren auf Kosten von - (& )-Produktion q =L /L ~1 in LBLs während q ~10 2…3 in HBLs Neutrino-Emission einzelner Blasare Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

65 AGN-Anteil am diffusen -Hintergrund hauptsächlich von Objecten mit intrinsisch dichten Targetphotonenfeldern (FSRQs, LBLs ) ABER: große Unsicherheiten im vorhergesagten absoluten diffusen -Fluß Expectation AMANDA-II 3 yrs AMANDA B10-97 AMANDA-II (cascades) 2000 AMANDA B10-97 UHE Baikal AMANDA-II 2000 Expectation IceCube 3 yrs vorhergesagte -Flüsse unterhalb aller derzeitigen Messungen Diffuser Neutrinohintergrund von AGN -Produktion durch hadronische (pp- oder) p -Wechselwirk. & darauffolgende ± e ± e e Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

66 Ende Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007


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